Область H II или область HII — это область ионизированного межзвездного атомарного водорода . [1] Обычно это молекулярное облако частично ионизированного газа , в котором недавно произошло звездообразование , с размером от одного до сотен световых лет и плотностью от нескольких до примерно миллиона частиц на кубический сантиметр. Туманность Ориона , известная теперь как область H II, наблюдалась в 1610 году Николя-Клодом Фабри де Пейреском с помощью телескопа и стала первым обнаруженным подобным объектом.
Области могут иметь любую форму, поскольку распределение звезд и газа внутри них неравномерно. Недолгоживущие голубые звезды , созданные в этих регионах, излучают обильное количество ультрафиолетового света, который ионизирует окружающий газ. Области H II — иногда несколько сотен световых лет в поперечнике — часто связаны с гигантскими молекулярными облаками . Они часто выглядят комковатыми и нитевидными, иногда имеют замысловатые формы, как, например, туманность Конская Голова . В регионах H II могут рождаться тысячи звезд в течение нескольких миллионов лет. В конце концов, взрывы сверхновых и сильные звездные ветры от самых массивных звезд образовавшегося звездного скопления разгоняют газы области H II, оставляя после себя образовавшееся скопление звезд.
Области H II можно наблюдать на значительных расстояниях во Вселенной, и изучение внегалактических областей H II важно для определения расстояний и химического состава галактик . Спиральные и неправильные галактики содержат много областей H II, а эллиптические галактики их почти лишены. В спиральных галактиках, включая наш Млечный Путь , области H II сосредоточены в спиральных рукавах , тогда как в неправильных галактиках они распределены хаотично. Некоторые галактики содержат огромные области H II, которые могут содержать десятки тысяч звезд. Примеры включают область 30 Дораду в Большом Магеллановом Облаке и NGC 604 в Галактике Треугольника .
Термин H II астрономы произносят как «H два». «H» — химический символ водорода, а «II» — римская цифра, обозначающая 2. В астрономии принято использовать римскую цифру I для нейтральных атомов, II для однократно ионизированных атомов. H II — это H + в других науках. —III для дважды ионизированных, например, O III — это O 2+ и т. д. [3] H II, или H + , состоит из свободных протонов . Область HI состоит из нейтрального атомарного водорода и молекулярного облака молекулярного водорода H 2 . В устной дискуссии с неастрономами иногда возникает путаница между идентичными устными формами «H II» и «H 2 ».
Некоторые из самых ярких областей H II видны невооруженным глазом . Однако, похоже, ничего не было замечено до появления телескопа в начале 17 века. Даже Галилей не заметил туманность Ориона , когда впервые наблюдал внутри нее звездное скопление (ранее каталогизированное Иоганном Байером как одиночная звезда θ Ориона ). Французскому наблюдателю Николя-Клоду Фабри де Пейреску приписывают открытие туманности Ориона в 1610 году. [4] С момента этого раннего наблюдения большое количество областей H II было обнаружено в Млечном Пути и других галактиках. [5]
Уильям Гершель наблюдал туманность Ориона в 1774 году и позже описал ее как «несформированный огненный туман, хаотический материал будущих солнц». [6] Раньше астрономы различали «диффузные туманности » (теперь известные как области H II), которые сохраняли свой нечеткий вид при увеличении в большой телескоп, и туманности, которые можно было разделить на звезды, которые теперь известны как галактики, расположенные снаружи. нашему собственному. [7]
Подтверждения гипотезы Гершеля о звездообразовании пришлось ждать еще сто лет, когда Уильям Хаггинс вместе со своей женой Мэри Хаггинс направил свой спектроскоп на различные туманности. Некоторые, такие как Туманность Андромеды , имели спектры, весьма похожие на спектры звезд , но оказались галактиками, состоящими из сотен миллионов отдельных звезд. Другие выглядели совсем иначе. Вместо сильного континуума с наложенными линиями поглощения, туманность Ориона и другие подобные объекты показали лишь небольшое количество эмиссионных линий . [8] В планетарных туманностях самая яркая из этих спектральных линий находилась на длине волны 500,7 нанометров , что не соответствовало линии ни одного известного химического элемента . Сначала предполагалось, что линия могла быть связана с неизвестным элементом, который был назван небулием — аналогичная идея привела к открытию гелия посредством анализа спектра Солнца в 1868 году . [9] Однако, хотя гелий был изолированным на Земле вскоре после открытия в спектре Солнца небулий не был. В начале 20-го века Генри Норрис Рассел предположил, что линия на длине волны 500,7 нм не является новым элементом, а возникла из-за знакомого элемента в незнакомых условиях. [10]
Межзвездная материя, считающаяся плотной в астрономическом контексте, по лабораторным стандартам находится в высоком вакууме. В 1920-х годах физики показали , что в газе с чрезвычайно низкой плотностью электроны могут заселять возбужденные метастабильные энергетические уровни в атомах и ионах , которые при более высоких плотностях быстро девозбуждаются в результате столкновений. [11] Электронные переходы с этих уровней в дважды ионизованном кислороде приводят к появлению линии 500,7 нм. [12] Эти спектральные линии , которые можно увидеть только в газах с очень низкой плотностью, называются запрещенными линиями . Таким образом, спектроскопические наблюдения показали, что планетарные туманности состоят в основном из чрезвычайно разреженного ионизированного газообразного кислорода (OIII).
В течение 20-го века наблюдения показали, что области H II часто содержат горячие яркие звезды . [12] Эти звезды во много раз массивнее Солнца и являются самыми короткоживущими звездами с общим сроком жизни всего несколько миллионов лет (по сравнению с такими звездами, как Солнце, которые живут несколько миллиардов лет). Поэтому было высказано предположение, что области H II должны быть областями формирования новых звезд. [12] В течение нескольких миллионов лет в области H II сформируется скопление звезд, прежде чем радиационное давление горячих молодых звезд заставит туманность рассеяться. [13]
Предшественником области H II является гигантское молекулярное облако (GMC). ГМК — холодное (10–20 К ) и плотное облако, состоящее преимущественно из молекулярного водорода . [5] ГМК могут существовать в стабильном состоянии в течение длительных периодов времени, но ударные волны из-за сверхновых , столкновений между облаками и магнитных взаимодействий могут спровоцировать их коллапс. Когда это происходит, в процессе коллапса и фрагментации облака рождаются звезды ( более подробное описание см. в разделе «Звездная эволюция »). [13]
Поскольку звезды рождаются внутри ГМО, самые массивные из них достигают температур, достаточно высоких, чтобы ионизировать окружающий газ. [5] Вскоре после формирования поля ионизирующего излучения энергичные фотоны создают фронт ионизации, который проносится через окружающий газ со сверхзвуковой скоростью. На все большем и большем расстоянии от ионизирующей звезды фронт ионизации замедляется, а давление вновь ионизированного газа заставляет ионизированный объем расширяться. В конце концов фронт ионизации замедляется до дозвуковых скоростей и его настигает ударный фронт, вызванный расширением материала, выброшенного из туманности. Появился регион H II. [14]
Время жизни области H II составляет порядка нескольких миллионов лет. [15] Давление излучения горячих молодых звезд в конечном итоге вытеснит большую часть газа. На самом деле, весь процесс имеет тенденцию быть очень неэффективным: менее 10 процентов газа в области H II формируются в звезды, прежде чем остальная часть выбрасывается ветром. [13] Способствуют потере газа взрывы сверхновых самых массивных звезд, которые произойдут всего через 1–2 миллиона лет.
Звезды формируются в сгустках холодного молекулярного газа, скрывающих зарождающиеся звезды. Только когда радиационное давление звезды выталкивает ее «кокон», она становится видимой. Горячие голубые звезды, которые достаточно мощны, чтобы ионизировать значительное количество водорода и сформировать области H II, сделают это быстро и осветят область, в которой они только что сформировались. Плотные области, которые содержат более молодые или менее массивные все еще формирующиеся звезды и которые еще не уничтожили материал, из которого они формируются, часто видны силуэтами на фоне остальной части ионизированной туманности. Барт Бок и Э. Ф. Рейли в 1940-х годах искали на астрономических фотографиях «относительно небольшие темные туманности», следуя предположениям о том, что звезды могут образовываться из конденсации в межзвездной среде; они нашли несколько таких «приблизительно круглых или овальных темных объектов небольшого размера», которые они назвали «глобулами», так как их называют глобулами Бока . [16] На столетнем симпозиуме Гарвардской обсерватории в декабре 1946 года Бок предположил, что эти шарики, вероятно, были местами звездообразования. [17] В 1990 году было подтверждено, что они действительно были звездными местами рождения. [18] Горячие молодые звезды рассеивают эти шарики, поскольку излучение звезд, питающих область H II, вытесняет вещество. В этом смысле звезды, генерирующие области H II, разрушают звездные питомники. Однако при этом может спровоцироваться последний всплеск звездообразования, поскольку радиационное давление и механическое давление сверхновой могут сжимать глобулы, тем самым увеличивая плотность внутри них. [19]
Молодые звезды в регионах H II свидетельствуют о наличии планетных систем. Космический телескоп Хаббл обнаружил сотни протопланетных дисков ( проплидов ) в туманности Ориона. [20] По крайней мере половина молодых звезд в туманности Ориона окружена дисками из газа и пыли, [21] которые, как полагают, содержат во много раз больше материи, чем необходимо для создания планетной системы, подобной Солнечной системе .
Области H II сильно различаются по своим физическим свойствам. Их размеры варьируются от так называемых ультракомпактных (UCII) областей размером всего лишь световой год или меньше, до гигантских областей H II в поперечнике в несколько сотен световых лет. [5] Их размер также известен как радиус Стромгрена и существенно зависит от интенсивности источника ионизирующих фотонов и плотности области. Их плотность колеблется от более миллиона частиц на см 3 в сверхкомпактных областях H II до всего лишь нескольких частиц на см 3 в самых крупных и протяженных областях. Это подразумевает, что общая масса может составлять от 100 до 10 5 солнечных масс . [22]
Существуют также «сверхплотные области H II» (UDHII). [23]
В зависимости от размера области H II в ней может находиться несколько тысяч звезд. Это делает регионы H II более сложными, чем планетарные туманности, у которых есть только один центральный источник ионизации. Обычно области H II достигают температуры 10 000 К. [5] В основном это ионизированные газы со слабыми магнитными полями силой в несколько нанотесл . [24] Тем не менее, области H II почти всегда связаны с холодным молекулярным газом, который произошел от того же родительского GMC. [5] Магнитные поля создаются этими слабыми движущимися электрическими зарядами в ионизированном газе, что позволяет предположить, что области H II могут содержать электрические поля . [25]
В ряде областей H II также есть признаки того, что они пронизаны плазмой с температурой, превышающей 10 000 000 К, достаточно горячей, чтобы излучать рентгеновские лучи. Рентгеновские обсерватории, такие как Эйнштейн и Чандра, отметили диффузное рентгеновское излучение в ряде областей звездообразования, особенно в туманности Ориона, Мессье 17 и туманности Киля. [27] Горячий газ, вероятно, поступает от сильных звездных ветров от звезд О-типа, которые могут нагреваться сверхзвуковыми ударными волнами в ветрах, в результате столкновений ветров от разных звезд или через сталкивающиеся ветры, направляемые магнитными полями. Эта плазма будет быстро расширяться, заполняя имеющиеся полости в молекулярных облаках из-за высокой скорости звука в газе при этой температуре. Он также будет просачиваться через дыры на периферии области H II, что, по-видимому, происходит в Мессье 17. [28]
Химически области H II состоят примерно на 90% из водорода. Самая сильная линия эмиссии водорода, линия H-альфа при 656,3 нм, придает областям H II характерный красный цвет. (Эта линия излучения исходит от возбужденного неионизированного водорода.) H-бета также излучается, но с интенсивностью примерно 1/3 от интенсивности H-альфа. Большая часть остальной части области H II состоит из гелия со следами более тяжелых элементов. По всей галактике обнаружено, что количество тяжелых элементов в областях H II уменьшается с увеличением расстояния от центра галактики. [29] Это связано с тем, что на протяжении всей жизни галактики темпы звездообразования были выше в более плотных центральных областях, что приводило к большему обогащению этих областей межзвездной среды продуктами нуклеосинтеза .
Области H II встречаются только в спиральных галактиках, таких как Млечный Путь, и неправильных галактиках . Их не видно в эллиптических галактиках . В неправильных галактиках они могут быть рассеяны по всей галактике, но в спиралях их больше всего в спиральных рукавах. Большая спиральная галактика может содержать тысячи областей H II. [22]
Причина, по которой области H II редко появляются в эллиптических галактиках, заключается в том, что эллиптические галактики, как полагают, образуются в результате слияния галактик. [30] В скоплениях галактик такие слияния происходят часто. При столкновении галактик отдельные звезды почти никогда не сталкиваются, но области GMC и H II в сталкивающихся галактиках сильно возбуждаются. [30] В этих условиях происходят огромные всплески звездообразования, настолько быстрые, что большая часть газа превращается в звезды, а не обычно, в 10% или меньше.
Галактики, в которых происходит такое быстрое звездообразование, известны как галактики со звездообразованием . Эллиптическая галактика после слияния имеет очень низкое содержание газа, поэтому области H II больше не могут образовываться. [30] Наблюдения XXI века показали, что очень небольшое количество областей H II существует вообще за пределами галактик. Эти межгалактические области H II могут быть остатками приливных разрушений небольших галактик, а в некоторых случаях могут представлять собой новое поколение звезд в недавно аккрецированном газе галактики. [31]
Регионы H II бывают самых разных размеров. Они обычно комковаты и неоднородны во всех масштабах от самого маленького до самого большого. [5] Каждая звезда в области H II ионизирует примерно сферическую область, известную как сфера Стрёмгрена , окружающего газа, но комбинация сфер ионизации нескольких звезд в области H II и расширение нагретой туманности в окружающую среду газы создают резкие градиенты плотности , которые приводят к сложным формам. [32] Взрывы сверхновых также могут формировать области H II. В некоторых случаях образование большого звездного скопления внутри области H II приводит к выемке этой области изнутри. Так обстоит дело с NGC 604 , гигантской областью H II в галактике Треугольник . [33] Для области H II, которую невозможно разрешить , некоторую информацию о пространственной структуре ( плотность электронов как функцию расстояния от центра и оценку комковатости) можно получить, выполнив обратное преобразование Лапласа на частотный спектр.
Известные галактические регионы H II включают туманность Ориона, туманность Эта Киля и комплекс Беркли 59/Цефей OB4 . [34] Туманность Ориона, расположенная примерно в 500 пк (1500 световых лет) от Земли, является частью OMC-1 , гигантского молекулярного облака, которое, если его увидеть, можно было бы увидеть заполнившим большую часть созвездия Ориона . [12] Туманность Конская Голова и Петля Барнарда — две другие освещенные части этого газового облака. [35] Туманность Ориона на самом деле представляет собой тонкий слой ионизированного газа на внешней границе облака OMC-1. За эту ионизацию ответственны звезды в скоплении Трапеции , и особенно θ 1 Ориона . [12]
Большое Магелланово Облако , галактика-спутник Млечного Пути на расстоянии около 50 кпк ( 160 тысяч световых лет ), содержит гигантскую область H II, называемую туманностью Тарантул . Эта туманность размером около 200 пк ( 650 световых лет ) в поперечнике является самой массивной и второй по величине областью H II в Местной группе . [36] Она намного больше, чем туманность Ориона, и формирует тысячи звезд, некоторые из которых имеют массу более чем в 100 раз больше солнечной — звезды OB и Вольфа-Райе . Если бы туманность Тарантул находилась так же близко к Земле, как туманность Ориона, она сияла бы так же ярко, как полная луна на ночном небе. Сверхновая SN 1987A произошла на окраине туманности Тарантул. [32]
Еще одна гигантская область H II — NGC 604 расположена в спиральной галактике M33 , которая находится на расстоянии 817 кпк (2,66 миллиона световых лет). Имея размеры примерно 240 × 250 пк ( 800 × 830 световых лет ) в поперечнике, NGC 604 является второй по массе областью H II в Местной группе после туманности Тарантул, хотя по размеру она немного больше последней. Она содержит около 200 горячих OB-звезд и звезд Вольфа-Райе, которые нагревают газ внутри себя до миллионов градусов, производя яркое рентгеновское излучение. Общая масса горячего газа в NGC 604 составляет около 6000 солнечных масс. [33]
Как и в случае с планетарными туманностями, оценки содержания элементов в регионах H II подвержены некоторой неопределенности. [37] Существует два разных способа определения содержания металлов (металлами в данном случае являются элементы, отличные от водорода и гелия) в туманностях, которые основаны на разных типах спектральных линий, и иногда наблюдаются большие расхождения между результатами, полученными из два метода. [36] Некоторые астрономы объясняют это наличием небольших колебаний температуры в регионах H II; другие утверждают, что расхождения слишком велики, чтобы их можно было объяснить температурными эффектами, и выдвигают гипотезу о существовании холодных узлов, содержащих очень мало водорода, чтобы объяснить наблюдения. [37]
Полные детали массивного звездообразования в регионах H II еще недостаточно известны. Две основные проблемы препятствуют исследованиям в этой области. Во-первых, расстояние от Земли до крупных областей H II значительно: ближайшая область H II ( Туманность Калифорния ) находится на расстоянии 300 пк (1000 световых лет); [38] другие регионы H II находятся в несколько раз дальше от Земли. Во-вторых, образование этих звезд глубоко скрыто пылью, и наблюдения в видимом свете невозможны. Радио- и инфракрасный свет могут проникать сквозь пыль, но самые молодые звезды могут не излучать много света на этих длинах волн . [35]